A mai képen csodálatos, és tudományosan is nagyon érdekes halvány halorészletek láthatók a Messier 89 extragalaxis körül.
A Messier 89 (M89, NGC 4552) elliptikus galaxist 1781. március 18-án fedezte fel Charles Messier. A Virgo-galaxishalmaz tagja. A Szűz (Virgo) csillagképben látszik, és míg a legtöbb elliptikus galaxis kisebb vagy nagyobb mértékben elnyúlt, addig az M89-et jobb lenne gömbgalaxisnak hívni, mert szinte tökéletesen gömb alakú. Némely csillagász felvetette azt a lehetőséget, hogy esetleg csak azért látjuk tökéletes kör alakúnak az égi vetületét, mert pont a nagytengelye felől nézünk rá: az ilyen orientáció valószínűsége elég kicsi, úgyhogy ha erről van szó, akkor is igen szerencsések vagyunk.
A fényes galaxismagot halvány halo veszi körbe (HST-felvétel), de hosszú expozíciós idejű felvételeken kagylószerű héjakat formázó, kis sűrűségű csillaghéjak is előkerülnek. (Ez arra utal, hogy az M89 több galaxis egyesüléséből jöhetett létre.)
A Chandra műhold két gyűrűszerű röntgensugárzó alakzatot is látott az M89 magja körül, ami arra utal, hogy 1-2 millió éve a magbeli fekete lyuk kitörésen esett át.
A kép készítője M. Hanson (USA), 25 éve amatőrcsillagász. Akvárium-készítő cége van. A fentebb bemutatott M89 képét 17 hüvelykes (43,1 cm-es) nyílású távcsővel vette fel, SBIG 16803 CCD-kamerával Új-Mexikóból, RGB szűrőkkel, összesen színenként 1000 perc (kb. 17 óra) expozíciós idővel. Érdemes a képen a galaxis belső részét körbevevő nagyon alacsony felületi fényességű, kisszámú csillag lepelszerű fátylat keltő fényeit tanulmányozni. Mindkét képen látszik egy nagyobb, távoli, élét mutató spirálgalaxis is.
Hansonnak nincsen semmilyen csillagász végzettsége, mégis, Dr. D. Martínez-Delgadó hivatásos csillagász csoportjának dolgozik be, utóbbi a német Max-Planck-Institut für Astronomie kutatója. Nagyon mélyre hatoló, hosszú expozíciós idejű képeket vesznek fel közösen, amiken kisebb törpegalaxisok nagyobb galaxisok általi elnyelését tanulmányozzák. Az amatőr-profi együttműködés szép példája ez.
Egy 2006-os tanulmány szerint az M89 magja körüli 25 ívperces látszó területen mintegy 1300-2700 gömbhalmaz lehetséges. Ez felülmúlja az M87 körül ismert mintegy 1000 gömbhalmazt is. Összehasonlításul: a Tejútrendszerben kb. 200 gömbhalmazt ismerünk.

2017. június 2.

https://apod.nasa.gov/apod/ap170602.html
http://www.vcse.hu
Korábban csak kettőscsillagrendszerekben ismertünk fekete lyukakat: a kísérőcsillag mozgásából lehetett látni, hogy egy nagytömegű, ámde láthatatlan objektum körül kering. Az ilyen csak fekete lyuk lehet (a neutroncsillagok felső tömeghatára 3,2 naptömeg körül van, a gyanított fekete lyukaké ennél több volt). Ezeket főként röntgensugárzó-kettősökben fedezték fel, a röntgensugárzás forrása a normál csillag kísérőről a fekete lyukra átáramló anyag, ami a fekete lyuk körüli anyagbefogási korongban (akkréciós diszkben) felhevül. Ezek a fekete lyukak kb. 4-17 naptömegűek. Jópár ismert belőlük. A mellékelt ábrán a függőleges tengelyen a fekete lyuk tömege van feltüntetve, ezek a fekete lyukak az ábra bal oldalán foglalnak helyet.
Más fekete lyukakat a galaxisok középpontjában fedeztek fel, a köröttük lévő csillagok gyors mozgásából. A gyors mozgás elárulja a vonzócentrum tömegét, de azt nem látjuk. Csak fekete lyuk lehet. A Tejútrendszer közepén pl. 3 milliárd naptömegű fekete lyuk van.
Egy újabb keletű lehetőség fekete lyukak felfedezésére, ha két fekete lyuk ütközik és az ütközés következtében gravitációs hullámok keletkeznek. A gravitációs hullámok megváltoztatják a téridő tulajdonságait: ilyen ütközéseket követően csillapodó, kváziperiódikus hullámok jelennek meg, amelyek két közeli tárgy távolságát oda-vissza változtatják pár percig-óráig. Pl. ha egy lézersugarat küldünk egy több km-re lévő tükörre és mérjük a visszaérkezése idejét, akkor ezek a távolságváltozások megfoghatók. Ilyet csinál pl. a LIGO gravitációs hullámdetektor az USA-ban. Az általa észlelt némely fekete lyuk-egyesülést az ábra jobb oldali része mutatja be: milyen tömegű fekete lyukak egyesültek egy adott tömegűvé. A GW a gravitational wave (gravitációs hullám) jele, az utána következő számok pedig az esemény időpontját kódolják 2000 után: év utolsó két jegye, hónap, nap. Eddig három ilyet észlelt a LIGO. Az LVT-esemény a “LIGO-Virgo trigger” rövidítése. Ez az esemény szintén lehetett fekete lyukak egyesülése, de ebben az esetben a jel értelmezésében nem biztosak az asztrofizikusok, ezért amíg nem jutnak dűlőre vele, csak “gravitációs hullámforrás-jelöltként” kezelik, nem biztos eseményként.
Ilyen detektálási módszer csak 2016 óta működik, teljesen új elveken működő észlelési ágról van szó tehát, mintha távcsövekkel vizsgálnánk csak az eget – de nem a fény tulajdonsághait vagy irányát mérjük, hanem a téridő hllámzásait.
Az ilyen feketelyuk-egyesülések kettős feketelyuk-rendszerekben jönnek létre. Vannak 50-60 vagy még több naptömegű csillagokból álló kettőscsillagok. Ha egy kettőscsillagrendszerben két nagytömegű normál csillag van, akkor a nagyobb tömegű II-es típusú szupernóvarobbanásban nány naptömegű fekete lyukká válhat,. Ha kísérőjétől anyagot nyel el, akkor meg is hízhat 20-30 naptömegűvé. A probléma ott van, hogy a kísérőcsillag maradéka elegendő-e fekete lyuk létrehozására? ha igen, az meghízhat-e ekkorára? Lehet, hogy a fekete lyuk-egyesülésekben résztvevő fekete lyukak tömegét becsüljük túl – nem lenne meglepő, ha egy éppen kezdődő tudományág első éveiben még nem lennének elég pontosak a becslések.
Természetesen az is lehet, hogy a kettős fekete lyukak nem az utóbbi időkben született nagytömegű kettősökből alakultak ki, hanem ősi, III. populációs, akár 1000 naptömegű csillagokból. Manapság ekkora csillagok már nem keletkeznek, csak legfeljebb 120-160 naptömegűek. Ennek oka, hogy az Univerzum már feldúsult fémekben, az újabban keletkezett csillagok ezért gazdagabbak fémekben: köpenyükben több elektront tartalmazó atomok is vannak, amelyek több fényt elnyelnek, ezért a csillag energiafelszabadulásából származó fénynyomás csak kisebb tömegű csillagköpennyel tud egyensúlyt tartani.
Mai kép - A Rák-köd - Csizmadia Szilárd - VCSE
Mai kép – A Rák-köd – Csizmadia Szilárd – APOD

A Bika csillagképben látható Rák-köd fényessége és közelsége okán az egyik – vagy a – legjobban tanulmányozott szupernóvamaradvány. Arab, kínai, japán és – bizonytalanul értelmezett szövegek szerint – európai csillagászok figyelték meg 1054. július 4-én és az azt követő napokon először, a hajnali égen a szupernóvát. Lehetséges, hogy pueblo-indiánok is hagytak ránk emléket a szupernóva-megfigyelésükről, csak néha nehéz értelmezni az általuk hagyott piktogramokat. Az SN 1054 jelű szupernóva szabad szemmel két évig volt látható az égen. A felrobbant csillag maradványa a táguló M1 vagy becenevén a Rák-köd, de ezt az objektumot csak távcsővel lehet látni, ezért a 18. századig nem ismerték. Ch. Messier fedezte fel a maradványt 1758-ban, jele M1 lett katalógusában.

1921-ben először C. O. Lampland vélt felfedezni a Rák-ködben változásokat. Ugyanabban az évben J. C. Duncan megerősítette ezt a felfedezést, különböző években készített fotók összehasonlításával. Ugyancsak 1921-ben állította össze K. Lundmark a régi kínai krónikák alapján a “vendégcsillagok” (galaktikus nóvák és szupernóvák ősi kínai neve) listáját, időpontjukat, égi helyzetüket, és ezzel összevetve sikerült azonosítani a köd és az 1054-es szupernóva kapcsolatát (Bár Biot-ék már 1843-ban említették az 1054-es nóva régi megfigyeléseit, de Lundmark listája teljesebb).

1928-ban Hubble vizsgálta a ködöt, megállapítva mérete növekedését és annak ütemét. Amikor a ködbeli mozgásokból visszaszámolták, hogy a köd mikor kezdett el tágulni, visszakapták az 1054-es robbanási időpontot.

A 12 fényév legnagyobb méretű Rák-köd kb. 6500 fényévre van tőlünk.

1957 után lassan lehetőség nyílt űrtávcsöveket küldeni az űrbe, így a földfelszínről nem látható hullámhosszakon is lefényképezni a ködöt. A mellékelten bemutatott kép a Rák-köd 21. századbeli képe. Négy űrtávcső: a Chandra röntgenben (rózsaszín), az XMM-Newton ultraibolyában (kék), a Hubble Űrtávcső láthatóban (az összes látható színárnyalatot egy színnel, zölddel jelenítették meg), a Spitzer infravörösben (sárga) fotózta le a ködöt. A földfelszínről pedig a VLA rádiótávcső-rendszer rádióhullámhosszakon vette fel a képét (ez vörössel van jelölve a képen). A kép közepén lévő fényes kerek valami a tengelye körül másodpercenként 30-szor megforduló Rák-ködbeli pulzár, egy neutroncsillag, aminek a képe és a hozzá kapcsolódó spirálszerű áramlatok a túlexponált röntgenképen tűnnek elő, ezért a rózsaszín ott átment fehéres telítettségbe. (A neutroncsillag sokkal kisebb, mint ami a képen látszik: optikai effektus, a kép túlexponálása okozza kiterjedt voltát.)

Ilyen képet az űrtávcsöveket megelőző korban és a modern rádiócsillagászati eszközök nélkül nem lehetett volna készíteni, mert a Föld légköre elnyeli, nem engedi át az égitestek infravörös, röntgen- és ultraibolya sugárzását.

Az itt bemutatott kép a nap Csillagászati Képe (Astronomy Picture of the day, APOD) volt a NASA-nál 2017. május 11-én: https://apod.nasa.gov/apod/ap170511.html.

VCSE - Mai kép - HGC 90 - APOD
VCSE – Mai kép – HCG 90 – APOD

1982-ben a kanadai hivatásos csillagász Paul Hickson kereken 100 olyan kompakt galaxiscsoportot katalogizált, amelyekben nagyon szorosan helyezkednek el a kisebb-nagyobb galaxisok: éppen összeolvadnak. (Később a katalógust több adattal kiegészítették, a csoportokat alaposabban megvizsgálták, ez ingyenesen elérhető itt: http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJS…70..687H). A táborokban is észlelt Stephan-kvintett pl. a HCG 92 katalógusjelzést viseli ebben az összeállításban, minthogy a 92-ik a Hickson Compact Group listában.

A Hickson-féle kompakt galaxiscsoportot ő maga így határozta meg: “Olyan galaxiscsoportok, amelyek kompaktak, egyben morfológiai vagy kinematikai oldalról nézve nagy arányban tartalmaznak pekuliáris galaxisokat, magbeli rádió és infravörös emisszió jön a tagokból, és/vagy aktív galaxismagok is előfordulnak. Nagy mennyiségű diffúz gázt tartalmaznak és a halmaz dinamikáját elsősorban a sötét anyag gravitációja irányítja. Gravitációs hatások révén fejlődnek és gyakran kisebb alcsoportokat alkotnak gyengén kötődve egy nagyobb csoportosuláshoz.”

A HCG-k listája itt érhető el: https://en.wikipedia.org/wiki/Hickson_Compact_Group

Több közülük amatőr műszerekkel is észlelhető.

A mellékelt képet a HCG 90-ről a Hubble Űrtávcső készítette. Három galaxis mutat erős kölcsönhatást, de csak kettő látszik a képen: egy poros és erősen torzult spirális galaxis a kép közepén, és egy elliptikus galaxis tőle balra lenn. Ez utóbbinak erős, fényes, jól kivehető magja van. A szoros galaxismegközelítés ebben az esetben is heves csillagkeletkezést indukál. A galaxisszimulációk azt mutatják, hogy végül a három galaxis egyetlen nagy galaxisban fog egyesülni. Ez általában véve is a HCG-k végső sorsa.

A HCG 90 a Piscis Austrinis (Déli Halak) csillagképben látszik, tőlünk mintegy 100 millió fényévre van. A kép kb. 40 ezer fényév hosszú területet fog át – emlékeztetőül a mi Tejútrendszerünk átmérője 100 000 fényév.

A Stephan-kvintettről, egy másik Hickson-féle kompakt galaxiscsoportról itt lehet olvasni: http://vcse.hu/tag/stpehan-kvintettet/. (Ugyanott van egy link egy, a galaxiscsoportokról szóló előadás videófelvételére.) A galaxishalmazokról pedig a VEGA 69-ik számában, ami itt érhető el: https://drive.google.com/file/d/0B5vbbBRLdg3sbjh0LXFheW9LYUE/view

Kép és eredeti cikk forrása: APOD, https://apod.nasa.gov/apod/ap170517.html .

A Nap Csillagászati Képe (APOD) 2017. május 4-én a Chandra Röntgen Űrobszervatórium felvétele volt. A mellékelt képen kb. 1 millió fényév átmérőjű terület látható. A fantasztikus ábra a tőlünk 240 millió fényévre lévő Perzeusz galaxishalmaz forró gázeloszlását mutatja be a galaxishalmaz centrumához közel.

Mai kép - Perseus Galaxishalmaz hullámai - VCSE
Mai kép – A Perzeusz galaxishalmaz hullámai – VCSE

A galaxishalmazok legalább kettő, de inkább sokkal több galaxisból állnak, a leggazdagabbakban akár több ezer galaxis is lehet – a Perzeusz galaxishalmaz a gazdagabbak közé tartozik. Az ilyen halmazokon belüli térrész ott sem üres, ahol nincsenek benne galaxisok. A galaxisközi tér (intergalaktikus tér) jobbára gázzal van kitöltve, amelynek a hőmérséklete több tízmillió fok is lehet, ezért sugároz halovány röntgenfényben. Ennek a gáznak az eloszlása tanulmányozható így ezen a képen.

A galaxisközi gáz több forrásból is táplálkozik: egyfelől a halmazt létrehozó eredeti, ún. primordiális gázfelhők maradványa is lehet – szétoszlott, vagy más galaxisok széttépték a felhőcsomót -, vagy még nem indult be a galaxisképződés egy ilyen felhőben, és sötét galaxisként éli életét; de a galaxisok is vesztenek gázt a halmazokban, és táplálják a galaxisközi teret.

Hiába több tízmillió fokos ez a gáz, nagyon, de nagyon ritka. Látható fénybeli fotókon gyakran elő sem jön, mert nem ver vissza elég fényt ahhoz, hogy lássuk. Mivel a hőmérséklet a gázt alkotó részecskék mozgási (kinetikus) energiájával van kapcsolatban az

f/2 kT = 1/2 mv2

egyenletnek megfelelően (ahol f a szabadsági fokok száma, ami egy-, két-, ill. háromatomos molekulákra 3, 5, ill. 6; k a Boltzmann-állandó, m a gázrészecskék átlagos tömege, v2 az átlagos sebességnégyzetük), a hőmérséklet valójában-lényegében csak a mozgási energiát fejezi ki más egységekben. Mivel a galaxisközi nagyon ritka sűrűségű helyeken nagyon gyorsan mozognak ezek a részecskék, és nagyon ritkán ütköznek egymással, nem is vesztik el sebességüket – tehát e gáz hőmérséklete nagy.

A hőérzet viszont attól függ, hány darab részecske és milyen sebességgel ütközik az ember testének. Ha csak kevés, mégoly nagy sebességgel is, hideget érzünk, mert egy részecske alig képvisel átadható mozgási energiát. Ha sűrűbb közegben vagyunk, pl. a földi légkörben, akkor jóval alacsonyabb hőmérsékletű – tehát lassabban mozgó – gázrészecskék is jobban felmelegítenek minket, mert gyakrabban ütköznek testünknek.

A galaxisközi gáz eloszlása igen izgalmas képet tár fel ennek a galaxishalmaznak a belső szerkezetéről.